적색 초거성

Red supergiant

적색초거성(RSGs)은 분광형 K 또는 [1]M의 초거성 광도 등급(여키스 등급 I)을 가진 별입니다.그것들은 가장 무겁거나 밝지는 않지만 부피 면에서는 우주에서 가장 큰 별입니다.베텔게우스와 안타레스는 가장 밝고 잘 알려진 적색초거성으로, 사실상 유일한 적색초거성이다.

분류

별은 분광 광도 등급에 따라 초거성으로 분류됩니다.이 시스템은 특정 진단 스펙트럼 라인을 사용하여 별의 표면 중력을 추정하며, 따라서 별의 질량에 대한 크기를 결정합니다.큰 별들은 주어진 온도에서 더 밝기 때문에 이제 다른 [2]광도의 띠로 묶을 수 있습니다.

별들 간의 광도 차이는 거성이 주계열성보다 훨씬 밝은 낮은 온도에서 가장 뚜렷하게 나타납니다.초거성은 표면 중력이 가장 낮기 때문에 특정 온도에서 가장 크고 밝습니다.

Yerkes 또는 Morgan-Keenan(MK) 분류[3] 시스템은 거의 보편적입니다.이 별들은 로마 숫자로 표시된 다섯 개의 주요 광도 그룹으로 분류됩니다.

초거성에 특유한 광도 등급은 Ib 등급의 정상 초거성과 Ia 등급의 가장 밝은 초거성으로 더욱 나뉜다.중급 클래스 Iab도 사용됩니다.유난히 밝고 표면 중력이 낮은 별은 거의 [4]볼 수 없지만 질량 손실의 징후가 강한 별은 0등급으로 지정될 수 있다.일반적으로 Ia-0이라는 명칭이 사용되며,[5] 더 일반적으로+ Ia라는 [6]명칭이 사용됩니다.적색초거성이라는 용어는 때때로 VY Canis Majoris나 NML Sygni와 [7][8]같이 가장 확장되고 불안정한 적색초거성에 사용되기는 하지만, 이러한 초거성 스펙트럼 분류는 적색초거성에 매우 드물게 적용된다.

"빨간 초거성"의 "빨간색" 부분은 시원한 온도를 나타냅니다.적색 초거성은 가장 차가운 M형 초거성이고 정확한 컷오프는 없지만 최소한 일부 K형 별입니다.K형 초거성은 M형에 비해 수명이 짧고 다소 불안정하기 때문에 흔치 않다.K형 별, 특히 초기 또는 더 뜨거운 K형은 오렌지색 초거성(예: 세페이 제타) 또는 노란색(예: 황색 초거성 HR 5171 Aa)[9]으로 설명되기도 한다.

특성.

적색초거성의[9] 온도 척도
스펙트럼
유형 		온도
(K)
K1 – 1.5 4,100
K2 – 3 4,015
K5-M0 3,840
M0 3,790
M1 3,745
M1.5 3,710
M2 3,660
M2.5 3,615
M3 3,605
M3.5 3,550
M4~4.5 3,535
M5 3,450

붉은 초거성은 시원하고 크다.이들은 K와 M의 스펙트럼 유형을 가지고 있기 때문에 표면 온도는 4,100 [9]K 미만이다.초거성으로 명명된 항성의 크기는 주요 요인이 아니지만, 일반적으로 태양 [9]반지름의 수백 배에서 천 배 이상입니다.밝고 차가운 거성은 뜨거운 초거성보다 쉽게 커질 수 있습니다.예를 들어, 허큘리스 알파는 264에서 303 사이의 반지름을 가진 거성으로 분류된다.R☉ 반면 페가수리는 K2 초거성으로 185에 불과하다.R를 클릭합니다☉.

적색초거성은 태양보다 훨씬 더 차갑지만, 매우 밝은 것보다 훨씬 더 크다. 일반적으로 수만 또는 수십만 개이다.L적색 초거성의 반지름에는 이론상 상한선이 약 1,500개 있다☉.[9]R하야시 한계에서는 이 반지름 이상의 별은 너무 불안정하여 형성되지 않습니다☉.[9]

적색초거성의 질량은 약 10배이다.M☉ 및 40M40개 이상의 질량을 가진☉ 주계열성M☉ 팽창하지 않고 차가워지지 않고 적색 초거성이 됩니다.가능한 질량 및 광도 범위의 상단 끝에 있는 적색 초거성은 알려진 것 중 가장 큽니다.이들의 낮은 표면 중력과 높은 광도는 태양보다 수백만 배 높은 극도의 질량 손실을 야기하여 [10]별을 둘러싼 관측 가능한 성운을 만들어 냅니다.수명이 다하면 적색초거성은 초기 질량의 상당 부분을 잃게 될 것입니다.질량이 더 큰 초거성은 질량을 훨씬 더 빨리 잃고 모든 적색초거성은 10개 정도의 질량에 도달하는 것으로 보인다.M☉ 핵이 무너질 때쯤이면요정확한 값은 별의 초기 화학적 구성과 회전 [11]속도에 따라 달라집니다.

대부분의 적색초거성은 어느 정도의 시각적 변동을 나타내지만, 주기나 진폭이 명확하게 정의된 경우는 거의 없습니다.따라서 이들은 보통 불규칙 변수 또는 반규칙 변수로 분류됩니다.이들은 각각 느린 반규칙적 초거성 변광성과 느린 불규칙적 초거성 변광성에 대한 자체 하위 클래스인 SRC와 LC도 가지고 있다.변화는 일반적으로 느리고 진폭이 작지만 최대 4개의 진폭을 [12]알 수 있습니다.

많은 알려진 가변 적색 초거성의 통계적 분석은 변동의 여러 가지 원인을 보여준다. 단 몇 개의 별만이 큰 진폭과 많은 주파수에서 변동을 나타내는 강한 노이즈를 보여준다. 적색 초거성의 수명이 끝날 무렵에 일어나는 강력한 항성풍을 나타내는 것으로 생각된다. 더 일반적인 것은 동시 방사형 모드이다.수백 일 동안의 변동과 수천 일 동안의 비광학 모드의 변동. 몇 개의 별만이 광구의 과립으로 인해 작은 진폭과 함께 정말로 불규칙한 것으로 보인다.적색 초거성 광구는 태양과 같은 별에 비해 상대적으로 적은 수의 매우 큰 대류 셀을 포함하고 있습니다.이로 인해 표면 밝기에 변화가 생겨 별이 [13]회전할 때 눈에 보이는 밝기 변화가 발생할 수 있습니다.

적색초거성의 스펙트럼은 다른 차가운 별들과 비슷하며, 금속과 분자 띠의 흡수선이 주를 이룬다.이러한 특징 중 일부는 광도 클래스를 결정하는 데 사용됩니다. 예를 들어, 근적외선 시안 밴드 강도 및 Ca II 트리플렛입니다.[14]

메저 방출은 적색초거성 주변의 별주위 물질에서 흔히 볼 수 있다.가장 일반적으로 이것은 HO와 SiO에서 발생하지만2, 하이드록실(OH) 배출은 좁은 [15]영역에서도 발생합니다.적색초거성 [16]주변 별주위 물질의 고해상도 매핑과 더불어, 매저에 대한 VLBI 또는 VLBA 관측을 사용하여 정확한 시차 및 그 [17]근원까지의 거리를 도출할 수 있습니다.현재 이는 주로 개별 물체에 적용되어 왔지만, 은하 구조의 분석과 그렇지 않으면 가려진 적색 [18]초거성의 발견에 유용할 수 있습니다.

중심부의 수소가 완전히 소모되었음에도 불구하고 적색초거성의 표면 함량은 수소에 의해 지배된다.별이 폭발하기 전, 질량 손실의 마지막 단계에서는 표면 헬륨이 수소와 비슷한 수준으로 농축될 수 있습니다.이론적인 극한 질량 손실 모델에서는 헬륨이 표면에서 가장 풍부한 원소가 될 만큼 충분한 수소가 손실될 수 있습니다.적색 초거성이 주계열에서 이탈할 때 표면에는 탄소보다 산소가 풍부하고 질소는 별의 형성에 따른 풍부함을 반영하듯 어느 쪽보다 적다.CNO 처리 재료를 융착층으로부터 [19]준설함으로써 탄소와 산소가 급속히 고갈되어 질소가 증강된다.

적색초거성은 천천히 또는 매우 느리게 회전하는 것이 관찰된다.모델은 적색초거성이 전혀 회전하지 않도록 빠르게 회전하는 주계열성들조차도 질량 손실에 의해 제동되어야 한다는 것을 나타냅니다.베텔게우스처럼 회전 속도가 다소 느린 적색초거성은 적색초거성 단계에 도달한 후 아마도 쌍성 상호작용을 통해 적색초거성을 획득했을 것입니다.적색초거성의 중심은 여전히 회전하고 있으며, 차동 회전 [20]속도가 매우 클 수 있습니다.

정의.

Betelgeuse 맥동 및 스펙트럼 라인 프로파일 변화 표시(HST UV 영상)

초거성 광도 등급은 쉽게 결정하고 많은 수의 별에 적용되지만, 매우 다른 여러 종류의 별들을 하나의 범주로 묶습니다.진화적 정의는 초거성이라는 용어를 퇴화된 헬륨 핵을 형성하지 않고 헬륨 섬광을 거치지 않고 핵 헬륨 핵융합을 시작하는 거대한 별들로 제한한다.이들은 전반적으로 무거운 원소를 태우게 되고 핵붕괴를 겪으며 [21]초신성을 발생시킬 것이다.

질량이 작은 별들은 상대적으로 낮은 광도에서 약 1,000개의 초거성 스펙트럼 광도 등급을 발달시킬 수 있습니다.L☉ 헬륨 껍질이 연소되는 점근거성가지(AGB)에 있을 때.연구진은 이제 이 별들이 질량이 작고, 표면에서 화학조성이 다르고, 맥동과 변동성이 다르며, 보통 행성상성운과 [22]백색왜성을 생성하며 다르게 진화할 것이기 때문에 초거성과 구별되는 AGB 별들로 분류하는 것을 선호한다.대부분의 AGB 별은 슈퍼-AGB 별에 관심이 있지만,[23] 초신성이 되지 않을 것입니다. 슈퍼-AGB 별들은 철핵을 개발하지 않고도 특이한 초신성을 만들어 낼 수 있습니다.낮은 질량의 고휘도 별들 중 주목할 만한 한 그룹은 불안정 띠에 놓여 있는 황소자리 RV형 변광성, AGB 또는 AGB 이후의 별들이다.

진화

적색 초거성은 M74의[24] 나선팔에서 II형 초신성(왼쪽 아래)으로 수명을 마친다.

적색초거성은 질량이 약 8배인 주계열성에서 발달한다.M☉ 및 30M질량이 큰 별은 적색초거성이 될 정도로 충분히 식지 않는다☉.질량이 작은 별들은 적색거성 단계에서 퇴행성 헬륨핵을 형성하고 수평가지에서 헬륨을 융합하기 전에 헬륨 섬광을 거쳐 퇴행성 탄소-산소핵 주변의 껍질에서 헬륨을 태우면서 AGB를 따라 진화한 후 행성상성운을 [11]가진 백색왜성이 된다.AGB별은 작은 질량에 비해 극단적인 차원으로 확장되면서 초거성 광도 등급의 스펙트럼을 형성할 수 있으며, 태양 광도의 수만 배에 이를 수 있다.중간 "슈퍼-AGB" 별, 약 9개M는 탄소 융합을 겪을 수 있고 산소 공급 [23]핵의 붕괴를 통해 전자 포획 초신성을 만들어 낼 수 있다☉.

중심핵에서 수소를 태우는 주계열성으로 질량은 10에서 30 사이입니다.M☉ 온도는 약 25,000K에서 32,000K 사이이고 스펙트럼형은 초기 B, 아마도 매우 늦은 O형일 것이다.이들은 이미 10,000~100,000개의 매우 밝은 별들이다.L☉ 수소의 빠른 CNO 사이클 융합으로 인해 완전한 대류 코어를 가지고 있습니다.태양과 대조적으로, 이러한 뜨거운 주계열성의 바깥쪽 층은 [11]대류하지 않습니다.

이 적색 초거성 주계열성은 5천만 년에서 2천만 년 후에 중심핵에 있는 수소를 소진합니다.그런 다음 그들은 현재 가장 중요한 헬륨 핵 주변에서 수소 껍질을 태우기 시작하고, 이것이 그들을 팽창시키고 초거성으로 냉각시킵니다.그들의 밝기는 약 3배 정도 증가한다.헬륨의 표면 부피는 현재 40%에 달하지만 무거운 [11]원소는 거의 농축되지 않았습니다.

초거성은 계속 식고 대부분은 세페이드 불안정 띠를 빠르게 통과할 것이지만, 가장 질량이 큰 초거성은 노란색 초거성으로 짧은 기간을 보낼 것입니다.그들은 늦은 K 또는 M 클래스에 도달하여 적색 초거성이 될 것입니다.중심핵의 헬륨 핵융합은 별이 팽창하는 동안 또는 이미 적색 초거성이 된 후에 순조롭게 시작되지만, 표면에는 즉각적인 변화가 거의 없습니다.적색초거성은 표면에서 핵으로 가는 중간 이상에 이르는 깊은 대류대를 형성하고, 이것들은 표면에서 질소의 강한 농도를 유발하며, 무거운 [25]원소의 농도를 일으킨다.

일부 적색초거성은 적색초거성 상태로 돌아가기 전에 일시적으로 온도가 상승하는 파란색 루프를 겪습니다.이것은 별의 질량, 회전 속도, 화학적 구성에 따라 달라집니다.많은 적색초거성은 파란색 루프를 경험하지 않지만, 일부는 여러 개의 루프를 가질 수 있습니다.파란색 루프의 피크에서는 온도가 10,000K에 이를 수 있습니다.푸른색 고리의 정확한 이유는 별마다 다르지만, 그것들은 항성의 질량에 비례하여 헬륨 핵이 증가하고 외부 [20]층에서 더 높은 질량 손실률을 강요하는 것과 항상 관련이 있습니다.

모든 적색초거성은 100만 년 또는 200만 년 안에 중심핵에 있는 헬륨을 소진하고 탄소를 태우기 시작할 것이다.이것은 철심이 쌓일 때까지 더 무거운 원소들의 융합으로 계속되며, 철심은 불가피하게 붕괴되어 초신성을 생성한다.탄소 융합이 시작되고 핵이 붕괴될 때까지의 시간은 불과 몇 천 년입니다.대부분의 경우 중심핵 붕괴는 별이 여전히 적색 초거성이며, 수소가 풍부한 대기가 방출되어 II형 초신성 스펙트럼을 생성한다.분출된 수소의 불투명도는 식으면서 감소하며, 이는 II-P형 [11][25]초신성의 특징인 초기 초신성 피크 이후 밝기 감소에 대한 장기 지연을 일으킨다.

태양 금속성에 가까운 적색 초거성은 중심핵이 붕괴되기 전에 외부 층의 대부분을 잃게 될 것으로 예상되며, 따라서 황색 극대거성과 밝은 청색 변광성으로 다시 진화합니다.그러한 별들은 II-L형 초신성과 같이 폭발할 수 있으며, 스펙트럼에는 수소가 있지만 광도 곡선에 확장된 밝기 고원을 일으킬 만큼 충분한 수소가 없다.수소가 더 적게 남아 있는 별들은 특이한 IIb형 초신성을 만들 수 있는데, 수소가 너무 적어서 초기 II형 스펙트럼의 수소선이 Ib형 [26]초신성의 모습으로 희미해진다.

관측된 II-P형 초신성의 조상들은 모두 3,500K에서 4,400K 사이의 온도와 10,000 사이의 광도를 가지고 있다.L☉ 및 30만L이것은 낮은 질량의 적색초거성의 예상 파라미터와 일치합니다☉.II-L형 및 IIb형 초신성의 소수의 조상들이 관측되었으며, 모두 약 100,000개의 광도를 가지고 있다.L☉ 최대 6,000,000,000의 높은 온도를 유지합니다.이들은 질량 손실률이 높은 약간 높은 적색 초거성과 잘 어울립니다.가장 밝은 적색 초거성에 해당하는 초신성 전구체는 없으며,[20] 폭발하기 전에 울프 레이에별으로 진화할 것으로 예상됩니다.

클러스터

RSGC1은 여러 개의 적색 초거성이 포함된 것으로 밝혀진 여러 개의 거대한 성단 중 첫 번째 성단입니다.

적색초거성은 반드시 약 2천 5백만 년 정도 밖에 되지 않으며 그러한 무거운 별들은 비교적 큰 별 성단에서만 형성될 것으로 예상되기 때문에, 대부분 눈에 띄는 성단 근처에서 발견될 것으로 예상됩니다.그러나 이들은 항성의 수명에 있는 다른 단계에 비해 수명이 상당히 짧고 비교적 드문 질량의 별에서만 형성되기 때문에 일반적으로 한 번에 각 성단에 소수의 적색초거성만 존재할 것입니다.타란툴라 성운에 있는 거대한 호지 301 성단은 [27]세 개를 포함하고 있다.21세기까지 단일 성단에서 가장 많은 적색초거성이 알려진 것은 NGC [28]7419에 있는 5개였습니다.오리온 OB1 성협의 베텔게우스, 전갈자리-센타우루스 성협의 안타레스 등 대부분의 적색초거성은 단독으로 발견됩니다.

2006년 이후, 여러 개의 적색 초거성을 포함한 일련의 거대한 성단이 은하 십자-스쿠툼 팔의 기저부 근처에서 발견되었습니다.RSGC1은 적어도 12개의 적색초거성을 포함하고, RSGC2(스티븐슨 2)는 적어도 26개(Stephenson 2-18은 아마도 알려진 가장 큰 별일 가능성이 있음), RSGC3는 적어도 8개를 포함하고, RSGC4(알리칸테 8이라고도 함)도 적어도 8개를 포함한다.확인된 총 80개의 적색초거성이 이 성단 방향의 하늘의 작은 영역 내에서 확인되었습니다.이 네 개의 성단은 은하 [29]중심부에 있는 막대 끝 부근에서 1000만 년에서 2000만 년 전에 발생한 거대한 별 형성 폭발의 일부인 것으로 보입니다.비슷한 거대한 성단이 은하 막대의 맨 끝 부근에서 발견되었지만, 그렇게 많은 수의 적색 [30]초거성은 발견되지 않았습니다.

예

적색 초거성 베텔게우스를 보여주는 오리온 영역

적색초거성은 희귀한 별이지만 먼 거리에서 볼 수 있고 종종 변하기 때문에 다음과 같은 여러 가지 잘 알려진 예가 있습니다.

한 조사에 따르면 M형 M형v 별 12개 안팎의 적색초거성이[31] 태양보다 약 25만 배 밝으며 태양의 약 1,000배 반경 이상에서 검출될 것으로 예상된다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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